Почему небо темное. Как устроена Вселенная

Банах как-то сказал мне: „Хорошие математики видят аналогии между теоремами или теориями, а лучшие математики видят аналогии между аналогиями“. У Гамова эта способность усматривать аналогии между моделями, описывающими физические теории, проявлялась с поразительным размахом. Было удивительно наблюдать, как при тех невиданно сложных и крайне труднопостигаемых уровнях, на которых применялась нами математика, он мог заходить так далеко в использовании интуитивных образов и аналогий, черпая их из исторических и даже художественных сопоставлений».

Эдвард Теллер, «отец американской водородной бомбы», вспоминал, что идеи Гамова были фантастичными. Иногда правильными, чаще неправильными, но всегда интересными. Он также написал, что, когда он думает о Гамове, он думает о простых, красивых и ведущих к цели физических идеях.

Вера Рубин, одна из пионеров исследования скрытой массы в галактиках, в начале 1950-х годов была аспиранткой Гамова. Она отмечала, что Гамов был далеко впереди астрономического общественного мнения, как, впрочем, и доступных астрономических данных. По ее мнению величайшее значение Гамова состояло в том, что он задавал пророческие, далеко идущие вопросы.

Роберт Херман (вскоре он появится на этих страницах) писал, что Гамов был одним из величайших физиков XX столетия, чей интуитивный гений часто превышал чисто технические способности развивать собственные идеи. По мнению Хермана, к сожалению, Гамов так и не получил при жизни то формальное признание, которое он заслуживал за многие выдающиеся, созидательные достижения.

Одним из таких достижений явилось создание теории горячего начала Вселенной. Для Гамова казалось очевидным, что Вселенная родилась из горячего и сверхкомпактного состояния. (Гамов считал, что эта идея принадлежит Фридману, однако сам Фридман в своих публикациях о температуре Вселенной нигде не упоминал.) Гамов предположил[16], что в ранней Вселенной в условиях гигантских плотностей и температур произошел синтез всех химических элементов. Он также понял, что ядерные реакции в ранней Вселенной протекали в сильно неравновесных условиях, причем в течение очень короткого времени, так как Вселенная стремительно расширялась и ее плотность и температура также стремительно падали. По сути, идея Гамова была почти правильной — космическая распространенность двух самых главных элементов — водорода и гелия — и в самом деле объясняется ядерными реакциями в ранней Вселенной, однако более тяжелые элементы синтезируются, как было выяснено позднее, в звездах, в процессе их эволюции. Развитие этих идей требовало проведения очень нелюбимых Гамовым сложных и громоздких расчетов и поэтому в 1946 году он подключил к работе по первичному нуклеосинтезу своего аспиранта Ральфа Альфера, а затем и молодого физика Роберта Хермана.

В 1948 году Гамов рассмотрел поведение вещества и излучения в расширяющейся Вселенной. На самой ранней стадии эволюции Вселенная состояла из смеси вещества и излучения, находившихся в термодинамическом равновесии при колоссальной температуре, причем плотность энергии излучения преобладала над плотностью вещества. По мере расширения плотности энергии излучения и вещества уменьшались, законы падения были разными (плотность излучения спадала быстрее), и поэтому должен был наступить момент, когда они — эти плотности — сравниваются. Эпоха, когда преобладание излучения над веществом сменяется доминированием вещества, имеет по Гамову очень важное космогоническое значение — только после этого момента возможно образование галактик за счет гравитационной неустойчивости материи. Гамов привел грубую, но верную по порядку величины, оценку температуры в переходную эпоху эволюции Вселенной: ~10³ К.

В своей работе Гамов использовал простые аппроксимации и приближенные оценки. Альфер и Херман к тому времени получили точные решения уравнений Фридмана для расширяющейся Вселенной и, узнав о результатах Гамова, поняли, что могут уточнить его оценки для переходной эпохи. Гамов помог быстрой публикации заметки своих учеников, и она вышла из печати всего через 2 недели после его собственной. Так появилась знаменитая работа Альфера и Хермана, важнейшим результатом которой стала первая оценка современной температуры заполняющего Вселенную реликтового излучения — 5 К. (В работе Гамова этой оценки не было — он оценил температуру излучения лишь в «демаркационную», переходную эпоху.)

Оценка температуры реликтового излучения была получена Альфером и Херманом на основе относительно громоздких вычислений. Гамов не любил длинных вычислений, кроме того, он, по-видимому, полагал, что столь фундаментальный результат можно получить проще — из общих соображений. Поэтому, к удивлению своих учеников, он в последующие годы неоднократно возвращался к оценке современной температуры реликтового излучения, применяя для этого столь любимые им простые соображения и приближенные формулы[17].